Thermally Driven Winds from Radiatively Inefficient Accretion Flows
辐射无效吸积流是低光度吸积流的共同特征，包括静止状态的X射线双星和低光度活动星系核。热驱动风预计从这样的热吸积流。通过假设气流在径向上具有自相似结构，我们同时求解了风和吸积流的垂直结构，并计算了风引起的质量损失率。我们发现，流出率的吸积率的比率是近似统一的粘度参数，α lesssim 0.1，尽管在角动量和温度分布的一些不确定性。也就是说，RIAF中的吸积速率大致与半径成正比。此外，我们阐明了风冷却对底部吸积流的影响，发现这种影响可能是重要的计算RIAF的能谱。观测的影响进行了简要讨论的背景下，Sgr A*。
2009-06-19 astro-ph.HE
Introducing the HD+B model for pulsar wind nebulae: a hybrid hydrodynamics/radiative approach
对数量迅速增加的脉冲星风星云的识别和定性是，并将继续是高能伽马射线天体物理学的一个挑战。鉴于这种系统构成-到目前为止-最多的预期人口在TeV制度，这种特性是重要的，不仅要了解源本身从个人和人口的角度来看，而且能够将它们与其他频率的观测，特别是在无线电和X射线。此外，我们需要消除天空中高度混乱区域的星云发射，以揭示其他潜在的发射体。在本文中，我们提出了一种新的方法，脉冲星风星云的理论建模：一个混合流体动力学辐射模型，能够再现的源的形态特征和光谱，与相对有限的数值成本。
2020-04-17 astro-ph.HE
The thermal-radiative wind in low mass X-ray binary H 1743-322: II. iron line predictions from Monte Carlo radiation transfer
我们展示了目前最好的模拟的吸收和发射功能预测的热辐射风产生的X射线照明的外吸积盘在二进制系统。我们使用的密度和速度结构来自辐射流体动力学代码作为输入的Monte-Carlo辐射输运计算。的初始条件相匹配的黑洞的二元系统H1743-322在其软，光盘占主导地位的状态，风的功能被认为是在钱德拉光栅数据。我们的模拟很好地拟合了观测到的线轮廓，表明这些物理风模型可以是所看到的吸收特征的起源，而不需要磁驱动风。我们展示了速度结构是如何在磁风和热风之间观察到的关键。磁风在较小的半径处速度更快，而热成风在较小的半径处过渡到静态大气。来自XRISM的新数据（预计于2022年1月发射）将为风发射和加速过程的物理学提供前所未有的视图，但是小型圆盘系统中静态大气的存在已经排除了磁风，磁风假设整个圆盘的自相似磁场作为吸收特征的起源。
2020-04-06 astro-ph.HE
Radiative cooling effects on black hole hot accretion flows around the sub-Bondi radius
Chongqing University（重庆大学）；Shanghai Normal University（上海师范大学）
研究通过二维磁流体动力学模拟探讨辐射冷却对热吸积流动态及风生成的影响，发现辐射冷却会降低吸积盘厚度并影响风的产生机制。
2026-04-16 astro-ph.HE
Radiative damping and emission signatures of strong superluminal waves in pulsar winds
我们分析的阻尼辐射反应和康普顿阻力的强，超光速电磁波的背景下，脉冲星风。通过估计效率和特征辐射频率来找到相关的辐射特征。将这些估计应用到含有PSR B1259-63的伽马射线双星，我们表明，费米-LAT观测到的GeV耀斑可以理解为逆康普顿发射的粒子散射光子从伴星，如果脉冲星风终止冲击获得的超光速波的前兆约30天后，近星点。这将风的质量负载因子$μ=L/\dot{N}mc^2$（其中$L$是光度，$\dot{N}$是电子和正电子的损失率）限制为大约$6\times 10^4$。
2013-08-12 astro-ph.HE
Cyclotron line formation by reflection on the surface of a magnetic neutron star
吸积到磁性中子星上的X射线谱通常表现出回旋共振散射特征（CRSF），有时还表现出更高次谐波。有两个地方可能形成CRSF：中子星的表面和吸积柱中的辐射激波。在这里，我们探讨第一种可能性：在辐射冲击产生的连续体的中子星表面的反射。有人提出，对于高光度源，随着光度的增加，辐射激波的高度增加，因此更大的极地地区被照亮，因此CRSF的能量减少，因为偶极子磁场从极地到赤道减少了两倍。本文用蒙特卡罗程序计算了入射谱为幂律谱时，磁中子星大气的反射谱。我们限制自己的回旋能量$\ll m_ec^2$和使用偏振相关的散射截面，允许偏振模式的变化。正如预期的那样，如果入射光子是笔形束，它在一个明确定义的磁场强度点击中中子星表面，在反射光谱中会产生一个突出的CRSF。然而，来自辐射冲击的入射束具有有限的宽度，因此对各种磁场强度进行采样。作为重叠的结果，反射光谱具有CRSF，其接近于在磁极处产生的CRSF，而与辐射冲击的高度无关。磁性中子星表面的反射不能解释在高光度X射线脉冲星V 0332+53中观测到的CRSF能量随光度的降低。
2021-08-17 astro-ph.HE
3D radiative transfer kilonova modelling for binary neutron star merger simulations
GW 170817和伴随的电磁对应物AT 2017 gfo的探测为中子星合并、核合成和千新星辐射转移的理论模型提供了一套重要的观测约束。我们应用三维蒙特卡罗辐射转移代码ARTIS产生的合成光变曲线的动态喷出物从一个中子星合并，这已经与三维光滑粒子流体动力学（SPH）建模，并包括中微子相互作用。核合成计算提供了从r-过程核的放射性衰变释放的能量，并且使用作为电子分数的函数给出的灰色不透明度来执行辐射传输。我们提出了视线依赖的热光变曲线，并发现沿极地视线的发射是一个因素的~2亮比沿赤道视线。而不是一个明显的发射峰，我们的热光变曲线表现出单调下降，其特征在于肩的时候，散装喷出物变得光学薄。我们显示了基于辐射温度的近似波段光变曲线，并将其与AT 2017 gfo的观测结果进行了比较。我们发现，快速下降的温度导致了类似于AT 2017 gfo所显示的蓝色到红色的颜色演变。我们还调查了一个额外的，球对称的长期喷出物组件的影响，我们发现，早期的光变曲线几乎不受影响，而约1天后的排放强烈增强，并占主导地位的长期喷出物，导致肩从1-2到6-10天的转变。
2023-02-23 astro-ph.HE
X-ray polarisation properties of thermal-radiative disc winds in binary systems
本文研究了黑洞双星系统中热辐射盘风的X射线偏振性质，发现光学薄风使散射光偏振方向垂直于盘面，降低而非增强了总偏振度约2%，解释了4U 1630-472的观测异常。
2023-11-24 astro-ph.HE
Hydrodynamic and radiative transfer modeling of X-ray emission from colliding WR winds: WR 140 & the Galactic center
沃尔夫-拉叶（WR）风的碰撞产生热X射线辐射，被X射线望远镜广泛观测到。在宽的WR+O双星中，例如WR 140，X射线通量与轨道相位有关，是风性质的直接探测器。在银河系中心，$\sim$ 30 WR围绕着$\sim$ 10”以内的超大质量黑洞（SMBH）运行，导致了一场大杂烩式的风-风碰撞。为了模拟WR 140和银河系中心的X射线发射，我们进行了三维流体动力学模拟来跟踪复杂的气体流动，然后进行三维辐射转移计算来计算可变的X射线光谱。模型WR 140 RXTE光变曲线匹配的数据以及所有阶段，除了X射线最小值与近星点，而模型光谱同意RXTE硬度比和形状的朱雀观测整个轨道。钱德拉流量的银河系中心模型和光谱形状在r $<$ 3”区域匹配良好，但模型流量在此半径之外下降得太快。
2015-11-03 astro-ph.HE
Low-luminosity stellar wind accretion onto neutron stars in HMXBs
讨论了大质量X射线双星中旋转磁化中子星的类球形沉降吸积特征及其应用。当等离子体冷却时间大于从引力俘获半径开始的自由落体时间时，风吹HMXB中会发生沉降吸积，这在低光度$L_x\lesssim 4\times 10^{36}$ erg/s的HMXB中也会发生。我们简要回顾了沉降吸积的影响，重点是SFXT现象，这可能与中子星磁层上方的准球形对流壳层的不稳定性，由于磁重联快速暂时磁化风从OB超巨星。如果一个年轻的中子星在风馈HMXB中快速旋转，准球形热壳层中的螺旋桨状态就会发生。我们发现，神秘的$γ$ Cas Be星的X射线光谱和时间特性是一致的失败的解决吸积制度到一个推进中子星。$γ$ Cas及其类似物的后续演化阶段应该是由低光度慢旋转X射线双星组成的X Per-type双星。
2017-01-02 astro-ph.HE
Broad iron lines in neutrons stars: dynamical broadening or wind scattering?
从活动星系核中的黑洞、X射线双星到低质量X射线双星中子星，在许多吸积系统中都观测到宽铁发射线。谱线增宽的起源通常被解释为由于动力学增宽和相对论效应。然而，也有人提出了其他解释，包括由于风或吸积盘大气中的康普顿散射而导致的展宽。在这里，我们探讨的观测签名预期从扩大风，特别是铁线宽应增加的吸收器的列密度的增加（由于散射的数量增加）。我们研究了三个中子星低质量X射线双星的数据，在这些双星中，同时看到了宽的铁发射线和吸收线，并表明线宽和柱密度之间没有显著的相关性。这有利于一个内部磁盘的起源线加宽，而不是在风中散射。
2013-08-19 astro-ph.HE
Radiative Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Neutron Star Column Accretion in Cartesian Geometry
强磁化中子星的高光度吸积导致辐射压主导的磁约束吸积柱。我们调查这些列使用二维辐射相对论磁流体动力学模拟的动力学，限制考虑适度的吸积率的列的高度是足够低的笛卡尔几何可以采用。通过吸积激波在$\simeq 10-25$ ~kHz的高频振荡，动态地维持柱结构。这些振荡的出现是因为它是必要的重新分配的权力释放在吸积激波通过批量垂直运动，既要平衡冷却和提供垂直压力支持重力。侧向冷却总是主导内能的损失。除了垂直振荡，光子气泡在我们的模拟中形成，并增加了额外的空间复杂性的柱结构。它们本身并不对振荡负责，它们似乎也不影响振荡周期。然而，它们增强了辐射的垂直传输，并增加了光度的振荡幅度。在我们的模拟中的时间平均柱结构类似于标准1D静止模型中的趋势，主要区别在于，由于2D柱形状的更高的冷却效率，冲击波阵面的时间平均高度更低。
2022-08-14 astro-ph.HE
Spiralling out of control: 3D hydrodynamical modelling of the colliding winds in $η\thinspace$Carinae
采用自适应网格加密（AMR）方法对超大质量恒星\etacar与其神秘伴星之间的风-风碰撞过程进行了三维流体动力学模拟，包括恒星风的辐射驱动、引力、光薄辐射冷却和轨道运动等.与静止的恒星与近星点通道分离的模拟显示，震前伴星的风速充分降低，辐射冷却的postshock气体变得重要，允许失控增长的非线性薄壳（NTSI）的不稳定性，大规模扭曲的WCR。然而，包括恒星轨道运动的大规模模拟表明，轨道运动减少了辐射抑制的影响，从而增加了获得的震前速度。因此，激波后气体温度和冷却时间相应增加，并保持足够的气体压力以稳定WCR，防止灾难性的不稳定增长。然后，我们计算合成的X射线光谱和光变曲线，并发现，与以前的模型相比，X射线光谱同意更好地与{ \it XMM-牛顿}观测之前的近星点。2009年X射线最小值的窄宽度也可以重现。然而，这些模型无法再现先前循环的扩展X射线最小值。我们的结论是，解释扩展的X射线最小值的关键是冷却的伴星的postshock风的速度。如果冷却迅速，那么强大的NTSI将严重破坏WCR。伴星震前风的辐射抑制，尽管辐射风耦合比这项工作中探索的更强，可能是一个有效的触发器。
2010-11-03 astro-ph.HE
Observational signature of a wind bubble environment for double neutron star mergers
在致密双星的内螺旋阶段，如果双星轨道运动产生的电磁辐射足够强，则可能在星际介质中形成风泡。因此，由双中子星合并引起的短伽马射线暴（SGRB）原则上会发生在风泡环境中，从而影响SGRB喷流的传播和余辉发射。通过对喷流驱动外激波的动力学和同步辐射的计算，揭示了SGRB的余辉光变曲线可能出现突变，且突变的观测时间与观测角度有关。这种光变曲线跳跃提供了一个观测信号，通过与引力波探测相结合，可以限制风泡的半径，然后限制双星电磁辐射的功率。
2019-05-23 astro-ph.HE
Radiative properties of magnetic neutron stars with metallic surfaces and thin atmospheres
本工作的目标是发展一个简单的解析描述的发射特性（光谱和偏振）的凝聚，强磁化表面的中子星。我们改进了van Adelsberg等人（2005）（arXiv：astro-ph/0406001）计算凝聚磁化表面光谱性质的方法。用改进的方法计算了磁场强度为B \sim（10^{12} - 10^{14}）G，磁场线和辐射束相对于铁表面和彼此倾斜不同的铁表面的反射率。我们构造解析表达式作为光子能量，磁场强度，和三个角度，确定局部问题的几何形状的函数，这个表面的发射率。利用这些表达式，我们计算了具有被薄的部分电离氢大气覆盖的凝聚铁表面的中子星的X射线谱。我们开发简单的解析描述的强度和偏振辐射发射或反射的凝聚铁表面的中子星与孤立的中子星典型的强磁场。这种描述提供了薄大气层底部的边界条件，比以前使用的近似值更准确。用这种改进方法计算的光谱显示出与简化模型不同的吸收特征。在本文中开发的方法产生的结果，可以促进孤立的，强磁化的，热发射中子星的X射线光谱的建模和解释。
2016-02-15 astro-ph.HE
What powers the wind from the black hole accretion disc in GRO J1655-40?
黑洞吸积盘可以产生强大的外流等离子体（盘风），在恒星和超大质量系统中被视为蓝移的吸收线。类星体中的这些风在控制整个宇宙时间的星系形成方面起着至关重要的作用，但对于这些风是如何物理发射的，人们还没有达成共识。对恒星质量黑洞GRO J1655-40的一次独特观测被用来论证磁驱动是双星和类星体中唯一可行的机制，并激发了磁风的统一模型。另一种选择，X射线加热（热辐射风），被排除在低观测光度的高风密度估计从一个亚稳态水平的Fe二十二吸收线。在这里，我们重新分析这些数据使用光电离代码，包括级联辐射激发以及碰撞填充亚稳态水平。叶栅将推断的风密度降低了一个数量级以上。导出的柱也是光学厚的，所以源本质上比观察到的更亮。我们表明，从辐射流体动力学模拟计算的热辐射风模型与数据相匹配。我们重新审视以前的磁风解决方案，并表明，这也是光学厚，导致更大的源光度。然而，与热辐射风不同的是，它很难以所需的密度再现整个离子群。这些结果去除了这些数据中对磁风的要求，并去除了外推到类星体外流的自相似统一磁风模型的基础
2022-11-04 astro-ph.HE
High-entropy ejections from magnetized proto-neutron star winds: implications for heavy element nucleosynthesis
虽然最初被认为是有希望的r-过程核的生产，标准模型的中微子加热风从原中子星（PNS）没有达到必要的中子-种子比的生产镧系元素和锕系元素。然而，由r-，rp-，或$νp$ -过程在PNS风中创建的丰度分布敏感地依赖于流的熵和动力学膨胀时间尺度，这可能强烈地受到高磁场的影响。在这里，我们提出的结果，从磁流体动力学模拟的非旋转中微子加热PNS风与强偶极子磁场从$10^{14}-10^{16}$ G，并评估其在改变核合成条件的作用。强场在赤道形成一个封闭的区域和头盔流光结构，在环形等离子体团中有间歇性的动力学质量喷射。我们发现显着增强的熵在这些地区和条件有利于第三峰r-过程核合成，如果风是中子丰富。相反，如果风是富含质子的，则条件将影响来自$νp$过程的丰度。我们量化的熵和动力学膨胀时间尺度的喷射物质的分布，以及影响熵所需的临界磁场强度。对于$B\gtrsim10^{15}$ G，我们发现$\gtrsim10^{-6}$ M $_{\odot}$和高达$\sim10^{-5}$ M $_{\odot}$的高熵物质在风相中的每一个高磁化中子星诞生中都被喷射出来，这为宇宙中迅速的重元素富集提供了一种机制。在超新星遗迹中发现的前双星伴星，遗迹本身和逃逸恒星可能会表现出过度丰度。我们提供了一个比较等离子体团喷发的半解析模型，并讨论了影响和扩展。
2019-11-02 astro-ph.HE
Uncertainties in radiative neutron-capture rates relevant to the $A\sim 80$ $r$-process peak
快速中子俘获过程（$r$ -process）首次被证实发生在中子星合并事件中。对快速中子俘获过程的详细了解是核天体物理学的圣杯之一。在这项工作中，我们调查的$r$过程建模的一个方面：辐射中子俘获截面和天体物理反应速率的元素Fe，Co，Ni，Cu，Zn，Ga，Ge，As和Se的同位素的不确定性。特别是，我们研究偏离用于天体物理学的标准库，和一个非常低的$γ$ -能量增强的平均，减少$γ$ -衰变概率（$n,γ$）率的影响。我们发现，在某些情况下，内在的不确定性是非常大的，和低能量的增强，如果存在于丰中子核，可能会增加中子捕获反应速率显着。
2018-01-23 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
The Effects of Cosmic-Ray Diffusion and Radiative Cooling on the Galactic Wind from the Milky Way
本文用定态近似研究了宇宙线扩散和辐射冷却对银河风结构的影响。众所周知，现实的冷却过程抑制了风的发射。宇宙射线扩散的影响也被认为不利于风的发射。这两种效应还没有在风的稳态近似下同时研究过。我们找到了327，254个稳态银河风的解，并证实：宇宙线压力的影响取决于Alfv{é}n马赫数，风携带的质量通量不直接取决于宇宙线压力（但取决于热压力），在银河系中发现的典型条件可能对应于在距盘$\sim300$ ~kpc高度处提供金属污染物质的风解。
2021-12-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Quaking neutron star deriving radiative power of oscillating magneto-dipole emission from energy of Alfvén seismic vibrations
研究表明，在洛伦兹力驱动下，中子星绕其偶极磁矩轴作扭转地震振动时，中子星的磁场压力随振动能量的损失而降低，导致中子星的振动周期以正比于磁场衰减速率的速率延长.突出显示的是磁场衰减引起的能量转换的差分旋转阿尔文振动的振荡磁偶极子辐射的能量。一组有代表性的例子，磁场衰减说明振动能量供电的发射与周期拉长产生的震动中子星被认为是和讨论的背景下的磁星理论。
2010-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiatively Inefficient Accretion: Breezes, Winds and Hyperaccretion
我们重新制定的绝热流入流出（ADIOS）模型的辐射效率低的吸积流，处理的流入和流出区的平等地位。对于纯绝热流（即，在无辐射损失的情况下），我们证明了每个区域中的质量通量必须满足Mdot ~ R^n（n=1），与以前的工作（0<n< 1是一个自由参数）相反，但与数值模拟大致一致。我们还表明，由此产生的两个区域ADIOS模型是不动态自洽的，没有引入一个能源接近的中心区域的流量，我们确定这与吸积释放的能量。我们探索了非辐射模型的参数空间，并表明强风和微风都是可能的。当包括小的辐射损耗（具有固定效率）时，任何中心注入的能量通量被辐射掉，并且系统恢复到n < 1的幂律行为，其中n落在由辐射损耗的分数水平确定的小范围内。我们还提出了一个ADIOS模型的超临界（超爱丁顿）盘吸积，其中的辐射损失是密切相关的流动几何。我们认为，超吸积可以导致风或微风。
2011-10-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Dynamical Model for the Evolution of a Pulsar Wind Nebula inside a Non-Radiative Supernova Remnant
超新星遗迹中的脉冲星风星云提供了一个独特的视角，可以深入了解中心中子星的性质，由其旋转能量损失提供动力的相对论风，其前身超新星以及周围环境。在本文中，我们提出了一个新的半解析模型，这样一个脉冲星风星云的演化耦合的动力学和辐射演化的脉冲星风星云，跟踪整个生命周期的超新星遗迹产生的祖先爆炸的脉冲星风星云的演化，并预测在此期间的脉冲星风星云的动力学和辐射特性。我们还讨论了这些参数的一组特定的预期的演变，并显示它再现了许多令人费解的功能，已知的年轻和年老的脉冲星风星云。该模型还预测了其演变的不同阶段的光谱特征，可通过新的无线电和伽马射线观测设施探测到。最后，这个模型的影响，以确定脉冲星风星云可以解释最近的测量宇宙射线正电子分数的PAMELA和宇宙射线轻子谱的ATIC和HESS。
2009-04-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Implication of the Steady State Equilibrium Condition for Electron-Positron Gas in the Neutrino-driven Wind from Proto-Neutron Star
基于中子-质子-电子-正电子气体在质子中子星中微子驱动风中的稳态平衡条件，我们用一种简单有效的方法估算了风中的初始电子分数。我们发现风中的条件可能更适合r-过程核合成。
2010-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsar Wind Nebulae: On their growing diversity and association with highly magnetized neutron stars
1968年在蟹状星云和船帆座星云的超新星遗迹（SNRs）中发现了蟹状星云和船帆座星云，证实了巴德和茨维基1934年的预测，即超新星形成了中子星。在过去的十年里，对脉冲星风星云（PWNe）的观测，特别是钱德拉X射线天文台的观测，打开了一个新的窗口，可以关注中子星的相对论风，研究它们与宿主SNR的相互作用，并找到以前错过的中子星。几十年来，蟹状星云一直被认为是PWNe的原型，但我们现在知道不同种类的中子星和PWNe的性质与蟹状星云不同。在这次演讲中，我回顾了中子星/PWNe-SNRs协会的现状，并强调了PWNe与高磁化中子星协会的X射线眼睛的日益多样性。最后，我展望了未来的高能研究。
2012-11-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spin evolution of neutron stars in wind-fed high mass X-ray binaries
OB型高质量X射线双星（HMXB）观测到的X射线脉冲周期一般大于100秒。认为中子星的强磁场与风物质的相互作用能产生如此长的脉冲周期。在这项研究中，我们遵循的自旋演化NS，考虑到之间的相互作用的磁场和风的物质。在这条线上，作为新的挑战，我们解决了中子星的磁场的演化的同时，我们还专注于风的施主属性的影响。结果得到了中子星在出生后处于喷射阶段一段时间，然后快速自旋下降，成为准平衡，并逐渐自旋上升的演化轨迹。这种演化与以前的研究相似，但我们发现其主导物理学取决于施主风的速度。当风速较大时，由于磁抑制作用，发生自旋下降，而在风速较小时，经典的螺旋桨效应和沉降的吸积壳会导致快速自旋下降。由于施主星的风速可能依赖于辐照的X射线亮度，因此风馈HMXB中中子星的自旋演化轨迹可能比我们想象的要复杂得多。
2020-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative hydrodynamical simulations of super-Eddington accretion flow in tidal disruption event: the accretion flow and wind
本研究通过辐射流体动力学模拟探究潮汐瓦解事件中回落碎片的吸积比例，发现不同质量黑洞的吸积率存在差异，且超爱丁顿阶段均会产生高速高功率风，为研究风与核周介质的相互作用提供了依据。
2023-06-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
3D Hydrodynamic & Radiative Transfer Models of X-ray Emission from Colliding Wind Binaries
碰撞风双星（CWB）是X射线天体物理学的独特实验室。这些系统中的大质量恒星拥有强大的恒星风，速度高达3000 km/s $^{-1}$，它们的碰撞导致热等离子体（高达$\sim10^8$ K）发射热X射线（高达$\sim$ 10 keV）。许多X射线望远镜都观测到了CWB，包括朱雀，我们的工作旨在模拟这些X射线观测。我们使用三维光滑粒子流体动力学（SPH）来模拟风-风相互作用，然后执行三维辐射转移来计算出射X射线通量，通过X射线望远镜的响应函数折叠直接与观测比较。在这些程序中，我们提出了我们的模型，朱雀观测的多年周期，高偏心系统$η$船底座和WR 140。模型再现了远离近星点的观测结果，但只有$η$船底座的X射线光谱在近星点再现; WR 140模型在这个更复杂的阶段产生了太多的通量。
2014-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Proto-Neutron Star Convection and the Neutrino-Driven Wind: Implications for the r-Process
来自原中子星的中微子驱动风被认为是r过程核合成的场所，尽管大多数先前的工作已经发现，仅由中微子加热的风不能产生第三个r过程峰。然而，有几个研究小组已经注意到，在风中引入次级热源可以充分改变水动力条件，使强r过程得以进行。一个可能的次级热源是重力声波，由原始中子星内部的对流产生。当这些波传播到风中时，它们既可以加速风，又可以冲击并将能量储存到风中。此外，这些波对风的加速可以减少中微子捕获的总数，从而减少风的最终电子分数。在富中子条件下，所有这些效应都可以使条件更有利于r-过程核合成。在这里，我们提出了一个系统的调查，这些对流产生的重力声波风内的潜在核合成的影响。我们发现，在风中的波效应可以产生有利的条件，一个强大的r-过程，即使在波的能量通量是一个因素的$10^{-4}$小于总中微子能量通量和风是轻微的中子丰富。然而，这在很大程度上取决于波变得非线性并形成冲击的半径。我们还发现，激波形成后的熵产生和激波形成前由波产生的应力引起的风的加速都会影响这些波的结构和核合成。
2023-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for a radiatively driven disc-wind in PDS 456?
我们提出了一个新发现的风外流速度与发光类星体（$z=0.184$）附近的发光类星体（$L_{\rm bol}\sim10^{47}\,\rm erg\,s^{-1}$）的X射线光度之间的相关性。我们重新审视了2001- 2014年所有当代XMM-Newton，NuSTAR和Suzaku观测结果，发现蓝移Fe，K吸收轮廓的质心能量随光度增加而增加。这转化为风外流速度和硬X射线光度（7- 30 keV之间）之间的相关性，我们发现$v_{\rm w}/c \propto L_{7-30}^γ$，其中$γ=0.22\pm0.04$。我们还表明，这是一致的风，主要是辐射驱动，可能是由于高爱丁顿比的PDS 1，456。
2017-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar wind accretion and accretion disk formation: applications to neutron star high mass X-ray binaries
最近的X射线观测揭示了高质量X射线双星的复杂性和多样性。这种多样性挑战了对致密物体吸积过程的经典理解。在这项研究中，我们加强了传统的概念，风馈吸积到中子星的性质考虑的几何效应的辐射加速风，并重新评估输送角动量通过使用一个简单的风模型。我们的结果表明，即使在由星风供给的OB型HMXB中，如果双星分离足够紧密和/或星风缓慢，由于星风的不均匀性，大量的角动量也可以被输送形成吸积盘.我们将我们的模型应用到实际的系统，如LMC X-4和OAO 1657-415，并讨论在这些系统中形成盘的可能性。
2019-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thin-shell mixing in radiative wind-shocks and the Lx-Lbol scaling of O-star X-rays
自爱因斯坦以来的X射线卫星已经根据经验确定了来自单个O星的X射线光度与热光度成线性比例，Lx ~ 10^{-7} Lbol。但是，最受欢迎的模型的直接形式，即X射线来自于嵌入恒星风中的不稳定性产生的激波，预测了一个更陡峭的标度，如果激波是辐射的，则质量损失率为Lx ~ Mdot ~ Lbol^{1.7}，如果激波是绝热的，则质量损失率为Lx ~ Mdot^{2} ~ Lbol^{3.4}。本文提出了一种广义的形式主义，桥梁这些辐射与绝热限制的冲击冷却长度的比值的局部半径。注意到薄壳不稳定的辐射冲击应导致广泛的混合热和冷的材料，我们建议，相关的软化和减弱的X射线发射可以参数化的缩放与冷却长度比提高到一个权力M$，“混合指数”。对于物理上合理的值m ~= 0.4，这导致X射线光度Lx ~ Mdot^{0.6} ~ Lbol与经验标度匹配。为了拟合观测到的X射线谱线，我们发现这样的辐射激波混合模型需要激波的数量急剧下降到初始激波起始半径以上。这反过来意味着X射线的光度应该饱和，甚至减少光学厚风具有非常高的质量损失率。在低密度风中绝热冲击的相反极限中（例如，B星），X射线光度应该随着Mdot ^[2]急剧下降。未来的数值模拟研究将需要测试的一般薄壳混合的X射线发射的附件。
2012-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Profiles of spectral lines from failed and decelerated winds from neutron stars and black holes
我们计算了从致密天体（黑洞或中子星）流出的谱线的轮廓。我们假设，在短的加速阶段的流量的体积速度增加，然后迅速减少，形成一个失败的风。我们还研究了只减速的风。我们表明，根据相对强度的引力红移线轮廓从这样的风可能有几种类型：扭曲的P-天鹅座（发射和蓝移吸收）; W形（吸收-发射-吸收）和倒置的P-天鹅座（发射-红移吸收）。后一种情况是预期从吸积流的速度是向内的，但是，我们表明，倒P-天鹅座配置文件可以产生失败的风，只要线是在几十个史瓦西半径从紧凑的对象。
2011-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Energy flow and radiation efficiency in radiative GRMHD simulations of neutron star ultraluminous X-ray sources
Nicolaus Copernicus Astronomical Center of the Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天体物理中心）；Research Centre for Computational Physics and Data Processing, Institute of Physics, Silesian University in Opava（奥帕瓦西里西亚大学物理学院计算物理与数据处理研究中心）；Nicolaus Copernicus Superior School, College of Astronomy and Natural Sciences（尼古拉·哥白尼高等学院天文与自然科学学院）
本研究通过辐射GRMHD模拟，探讨了中子星超亮X射线源的能量流动与辐射效率，发现强磁偶极导致较低辐射效率，而较弱磁偶极则增强喷流集中度，且高吸积率增加喷流强度但降低辐射效率。
2025-08-04 astro-ph.HE hep-ph
Constraints on the neutron star equation of state from AT2017gfo using radiative transfer simulations
双中子星GW 170817的探测以及对整个光谱的电磁对应物的观测开创了多信使天文学的新时代。在这项研究中，我们将波长依赖的不透明度和发射率计算的原子结构数据，使我们能够模拟测量的光变曲线和电磁瞬态AT 2017 gfo的光谱。观测数据的最佳拟合是通过高斯过程回归获得的，这使我们能够为与GW 170817相关的kilonova和源属性提供后验样本。从LIGO-Virgo科学合作组织获得的引力波信号中获得的约束条件，我们提出了一个$90\%$的质量比$q \lesssim 1.38$的上限和$\tildeΛ \gtrsim 197$的潮汐变形能力的下限，这排除了足够软的状态方程。我们的分析是一个更现实的kilonova模型的探路者，并显示如何结合引力波和电磁测量允许严格的约束源参数和状态方程的超核。
2018-10-17 astro-ph.HE gr-qc
A New Emulated Monte Carlo Radiative Transfer Disk-Wind Model: X-Ray Accretion Disk-wind Emulator -- XRADE
我们提出了一个新的X射线吸积盘风模拟器（\textsc{xrade}）的基础上的2.5维蒙特卡罗辐射转移代码，提供了一个物理动机，自洽处理的吸收和发射从盘风通过计算本地电离状态和速度场内的流动。然后通过结合X射线跟踪和监督机器学习的过程实现\textsc{xrade}。我们开发了一种新的仿真方法，包括训练，验证和测试模拟盘风谱到一个专门建造的人工神经网络。经过训练的仿真器可以在几分之一秒内为特定参数集生成单个合成光谱，而标准蒙特卡罗辐射转移管道需要几个小时。仿真器不会遇到传统X射线拟合包（如\textsc{xspec}）通常面临的多维空间插值问题。\textsc{xrade}将适用于各种各样的黑洞质量、电离光度和吸积率尺度的源。作为一个例子，我们证明了\textsc{xrade}的适用性的物理解释的X射线光谱的明亮的类星体PDS 456，主机最好的建立吸积盘风观察到的日期。我们预计，我们的仿真方法将是一个不可或缺的工具，高分辨率的理论模型的发展，具有必要的灵活性，以优化为下一代微量热计在未来的任务，如\textit{XRISM/resolve}和\textit{Athena/X-IFU}。该工具还可以在各种各样的X射线光谱模型和其他模型上实现。
2022-07-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
